Рождение и эволюция звезд

Содержание. 
Введение………………………………………………………………………3 
 
Рождение и эволюция звезд………………………………………………….4 
 
Сценарии эволюции………………………………………………………….12 

Эволюция тесных двойных  систем………………………………………….15 
 
Сценарии эволюции массивных двойных звезд……………………………16 
 
Сценарии эволюции двойных звезд умеренных масс……………………...17 
 
Заключение……….…………………………………………………...………18 
 
Список литературы…………………………………………………………...19

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Введение. 
В данном реферате я рассмотрела основную теорию рождения звезд, а так же стадии их эволюции. 
Рождение звезды начинается с того момента, когда плотность молекулярного облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Коллапс плотной части облака в звезду, а чаще в группу звезд, продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам). 
Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т.е. превращения облака в звезду, называется в звездной космогонии протозвездой. Протозвезда (от греч. "протос" - первый) - это космический объект, который уже не облако, но еще и не звезда. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. 
В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой около 5 масс Солнца. 
Молекулярные облака - это "фабрики по производству звезд". Диапазон масс только что произведенных звезд простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. Примерно половина звезд образуются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы (чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы). Известны звезды, содержащие до 7 компонентов, более сложные пока не обнаружены. 
Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому данных процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики исследуют рождение звезды теоретически, применяя методы компьютерного моделирования.

Звездная эволюция 
Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет - дольше жизни всего человечества. Изменение со временем физических характеристик и химического состава звезд, т.е. звездную эволюцию, астрономы изучают на основе сопоставления характеристик множества звезд, находящихся на разных стадиях эволюции. 
Физические закономерности, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражаются на диаграмме цвет-светимость - диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, на которой звезды образуют отдельные группировки - последовательности: главную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, субкарликов и белых карликов.

Большую часть своей жизни  любая звезда находится на так  называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные  стадии эволюции звезды до образования  компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому  большинство звезд, наблюдаемых  в нашей Галактике, - скромные красные  карлики с массой Солнца или меньше. 
Главная последовательность включает в себя около 90% всех наблюдаемых звезд. 
Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд - всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни - около 15 млрд. лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд. 
Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. 
Если масса звезды невелика, то силы гравитации сравнительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны, соединяясь с протонами, образуют нейтроны. Вскоре уже почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую громадную плотность, что огромная звездная масса сосредоточивается в очень небольшом шаре радиусом несколько километров и сжатие останавливается - образуется нейтронная звезда. Если же масса звезды будет настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационного коллапса, то конечным этапом эволюции звезды будет черная дыра. 
 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 Рождение и эволюция звезд. 
Мир звезд огромен и разнообразен. За тысячи лет до нас это знали внимательные наблюдатели неба — пастухи, мореходы, проводники караванов. Они отличали звезды, узнавали, давали им имена, считая, однако, вечными и неизменными, драгоценными гвоздями, вбитыми в небесную твердь. Но мир звезд изменчив, как и мир людей. У каждой своя судьба. Одни живут долго и тихо угасают. Другие, эволюционируя быстро, бурно заканчивают жизнь в огне колоссальной вспышки. Звезды рождаются в галактиках из межзвездного вещества, неравномерно распределенного в пространстве, состоящего из газа и пыли, пронизанного излучениями и слабым магнитным полем. Часть этого вещества собрана в облака, в самых плотных областях которых идет процесс звездообразования. Газово-пылевые облака неоднородны. В них образуются сгустки, которые со временем под действием гравитации начинают сжиматься. В процессе сжатия возникает вращение вещества, и вокруг центральной части формируется газово-пылевой диск. Падение вещества к центру конденсации (сжатие) приводит к столкновениям между частицами и их разогреву при переходе кинетической энергии в тепловую. Идет формирование протозвезды. Когда температура в центральной области достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. У протозвезды солнечной массы процесс медленного сжатия продолжается около 50 млн. лет. 
Из аккреционного диска, вращающегося вокруг молодой звезды, со временем может сформироваться система планет и их спутников. Образование планет проходит бурно и сопровождается постоянными столкновениями. Часть материи под воздействием гравитационных возмущений и интенсивного звездного ветра выбрасывается в окружающее космическое пространство. 
Процесс звездообразования продолжается и в наше время, но уже из вещества, обогащенного тяжелыми элементами, выброшенными в процессе эволюции предыдущих звездных поколений. Обычно звезды рождаются не поодиночке, а как бы "гнездами", формируя обширные скопления — ассоциации. Молодые ассоциации звезд генетически связаны с большими газово-пылевыми комплексами межзвездной среды. 
Каждая "новорожденная" звезда, в зависимости от своей первоначальной массы, занимает определенное место на диаграмме Герцшпрунга-Рессела — графике, по одной оси которого отложен показатель цвета звезды, а по другой — ее светимость, т.е. количество энергии, излучаемой в секунду. Показатель цвета звезды связан с температурой ее поверхностных слоев — чем ниже температура, тем звезда краснее, а ее показатель цвета больше. 
"Протозвездная" стадия эволюции относительно быстротечна. Самые массивные звезды проходят ее всего за несколько сотен тысяч лет. Поэтому неудивительно, что число таких звезд в Галактике невелико и наблюдать их не просто. Но после того, как они "пропишутся" на Главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела, ситуация резко меняется. Теперь параметры звезды стабилизировались, и в течение длительного времени они будут оставаться неизменными. Звезды на диаграмме формируют пять полос, называемых последовательностями. От верхнего левого угла к правому нижнему проходит Главная последовательность, на которой находится большинство звезд. Верхняя часть представлена голубыми звездами с температурой 30 000°-50 000° Кис оптической светимостью в 10 000 раз больше светимости Солнца (например, Спика), далее расположены белые звезды (Сириус А), желтовато-белые (Процион), желтые (Солнце), оранжевые (χ Кита), а заканчивается Главная последовательность красными карликами с температурой 3000°-4000° К, которые слабее Солнца в 1000 раз (Крюгер 60). Выше Главной последовательности находятся красноватые субгиганты, а затем желтые, оранжевые и красные гиганты, имеющие большие размеры и соответственно высокие светимости (Капелла, Арктур, Альдебаран). В самой верхней части диаграммы проходит ветвь сверхгигантов, светимость которых в сотни тысяч раз больше светимости Солнца (Ригель, Бетельгейзе). Но таких звезд очень немного. Чуть ниже Главной последовательности параллельно ей проходит ветвь субкарликов. И, наконец, в самой нижней части диаграммы отдельной группой располагаются белые карлики — очень плотные маленькие и горячие звезды, находящиеся на заключительной стадии развития (Сириус В). 
В процессе эволюции звезды меняют свое положение на диаграмме "спектр-светимость", перемещаясь из одной группы в другую. Большую часть жизни звезда проводит на Главной последовательности. Справа и вверх от нее располагаются как самые молодые звезды, так и звезды, далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути. 
Время жизни звезды зависит, главным образом, от ее массы. По теоретическим расчетам, масса звезды может варьировать от 0,08 до 100 солнечных масс. У протозвезды с массой меньше 0,08 солнечной температура в центре не сможет подняться до необходимой для начала термоядерных реакций. А звезды с массой больше 100 солнечных масс неустойчивы. Чем больше масса звезды, тем быстрее выгорает водород, и тем более тяжелые элементы могут образоваться в процессе термоядерного синтеза в ее недрах. На поздней стадии эволюции, когда в центральной части звезды начинается горение гелия, она сходит с Главной последовательности, становясь, в зависимости от массы, голубым или красным гигантом. 
Итак, на протяжении периода, когда звезда находится на Главной последовательности, она эволюционирует, медленно теряя вещество за счет излучения. 
Она продолжает свою созидательную алхимию, и вот уже через какие-нибудь несколько миллионов лет появляются около двадцати новых химических элементов. Когда гелиевое топливо исчерпано, начинается сжигание углерода, в результате которого образуется кислород. После углерода наступает очередь кислорода. Таким образом, рождаются более сложные элементы, такие как неон, магний или даже алюминий и сера. Когда появляется железо, звезда уже содержит химические элементы, которые позже образуют более 90% атомов нашего тела, и будут отвечать за разнообразие жизни на Земле. 
Чтобы представить себе дальнейшую эволюцию звезд, вспомним о силах, обеспечивающих равновесие процессов в их недрах. Там протекают ядерные реакции с выделением энергии, которая затем передается наружным слоям и нагревает их. Это могло бы привести к расширению и разлету наружных слоев звезды, если бы не гравитация. Чем больше масса звезды, тем сильнее ее гравитационное поле. Таким образом, на материал звезды действуют силы притяжения, которые уравновешиваются внутренним давлением. В обычных звездах это равновесие сохраняется миллиарды лет, в течение которых они светят, медленно расходуя водородное топливо. 
Но наступает момент, когда полностью исчерпаны термоядерные источники энергии. Звезда на пороге кризиса, она уже не может вырабатывать необходимое количество энергии, достаточного для поддержания внутреннего давления и противостояния силам гравитации. Начинается процесс неудержимого сжатия (коллапс), но это сжатие уже не может обеспечить включение новых термоядерных реакций. Для звезд, которые значительно массивнее Солнца, гравитационный коллапс наступает сразу после образования железного ядра. У менее массивных звезд этот процесс начинается на более ранних этапах развития. 
Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью. К таким объектам относятся белые карлики. Их ядра имеют плотность, равную нескольким тоннам на 1 см3, и окружены тонкой атмосферой, состоящей, преимущественно, из водорода или гелия. Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако — планетарную туманность и постепенно рассеивается в космосе. 
Звезда большей массы может сжиматься до радиуса, равного 10 км, превращаясь в объект с наибольшей плотностью — нейтронную звезду. В ходе катастрофического сжатия происходит слияние электронов и протонов в нейтроны. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды — образование черной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света. Из такой гравитационной ловушки не может вырваться даже свет, поэтому никакая информация из черной дыры к нам не поступает. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замедляется. 
Образование нейтронных звезд и черных дыр обязательно связано с мощным взрывом. В небе возникает яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она вспыхнула. Это "Сверхновая звезда". Упоминания, встречающиеся в древних летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства колоссальных космических взрывов. 
Вспышки Сверхновых, в зависимости от кривой блеска и других свойств, принято разделять на два типа. Вспышки Сверхновой I типа отличаются большей светимостью, которая может превышать в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Светимость Сверхновых II типа превышает светимость Солнца всего в 1 млрд. раз. Отличие Сверхновых I и II типа связано с химическим составом взрывающихся звезд, а, следовательно, и их возрастом. Так, Сверхновые I типа относятся к старым звездам, которые не могут обладать большими массами. Спектральный анализ их излучения показывает полное отсутствие водорода, что говорит об их почтенном возрасте. Сверхновые II типа связаны с молодыми массивными звездами, и, следовательно, при взрыве может выбрасываться значительная (порядка одной солнечной) масса вещества. Анализ их спектров показывает наличие большого количества водорода. 
Перед вспышкой Сверхновой II типа огромные потери энергии происходят за счет нейтринного излучения, для которого материя звезды прозрачна. Унося с собой часть энергии из ядра, оно способствует еще большему охлаждению и дальнейшему коллапсу звезды. Слои, близлежащие к центру звезды, уплотняются и становятся непрозрачными для нейтрино, что приводит к резкому повышению температуры. Избыточная температура и огромное давление способствуют возникновению реакций синтеза легких ядер. Этот процесс имеет взрывной характер. Сопровождающая его ударная волна выбрасывает вещество звезды, оголяя ее ядро. Необходимо отметить, что рассмотренный механизм взрыва Сверхновых II типа подходит лишь для массивных одиночных звезд на конечных этапах их эволюции.

Звезда теряет всю внешнюю  оболочку, которая, разлетаясь с большой  скоростью, через сотни тысяч  лет без следа растворяется в  межзвездном среде, а до этого  мы наблюдаем ее как расширяющуюся  газовую туманность (например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца, волокнистая туманность Парус-Х). Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горячий плазменный шар, имеющий магнитное поле, удерживающее заряженные частицы высоких энергий, образовавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже температура плазмы. 
Какие же звезды на конечных ступенях эволюции взрываются как Сверхновые? Анализ наблюдательных фактов показывает, что эволюция звезд с первоначальной массой менее 4 солнечных масс (время жизни звезды более 100 млн. лет) заканчивается образованием белых карликов. Если масса звезды находится в пределах от 4 до 6-7 солнечных масс, жизнь звезды заканчивается вспышкой Сверхновой I типа после 30-90 млн. лет эволюции. Если масса звезды превышает 6-7 солнечных масс, в конце ее эволюции происходит вспышка Сверхновой II типа с образованием нейтронной звезды или черной дыры (время жизни таких звезд 20-30 млн. лет). 
Изучение Сверхновых и их остатков чрезвычайно важно. Материя, выброшенная в космос в результате колоссальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих поколений. Все вещество нашей Галактики, за исключением того, что находится в белых карликах, уже прошло через стадию Сверхновых. Наше Солнце и планеты образовались 5 млрд. лет назад из газово-пылевого облака, содержащего практически все химические элементы таблицы Менделеева. Это богатство — следствие вспышек Сверхновых, то есть, эволюции звезд первого поколения. Именно вспышкам Сверхновых мы обязаны зарождением жизни, так как без железа в нашей крови, кислорода, которым мы дышим и множества других элементов, произведенных звездами, она была бы невозможна. История звезд самым непосредственным образом касается нас, так как из нее берет начало наша история. Мы есть не что иное, как звездная пыль. 
Звезда зарождается и выходит на ветвь Главной последовательности, занимая на ней строго отведенное место, согласно своим начальным параметрам. На Главной последовательности звезда проводит большую часть своей жизни, расходуя постепенно ядерное горючее. Затем на стадии расширения она уходит в область красных гигантов, по окончании которой выходит в полосу нестабильности и, сбросив конвективную оболочку, превращается в планетарную туманность. Оставшееся ядро, сжимаясь, эволюционирует в белый карлик. А планетарная туманность постепенно рассеивается в космосе, отдавая межзвездной среде составлявшие ее химические элементы. 

  Эволюция звезд 
Трудно сказать, когда в представлении людей рухнул миф о неизменности, незыблемости и статичности мира звезд. Возможно тогда, когда древние китайские астрономы за тысячи лет до европейских ученых заметили появление на небе новых ярких звезд, названных ими "гостьями". Или тогда, когда древнегреческий астроном Гиппарх установил, что небосвод в своем вековом движении медленно смещается относительно оси мира. А может быть, это произошло еще позже, когда астрономы обнаружили на небе первые переменные звезды или зарегистрировали их относительное перемещение. Это неизвестно, но хорошо известно то, что с углублением наших знаний о мире звезд он представал перед нами в образе гигантского вселенского калейдоскопа, где все движется и меняется, умирает и возрождается вновь; где время рождает энергию, которая движет мирами, уходящими в тлен, бессильными преодолеть время. Сегодня мы точно знаем, что сравнение звездного космоса с живым огнем — это не метафора. Это транскрипция научной истины на понятный, бытовой язык. 
Но если бы мир удивлял нас только своей изменчивостью, он был бы не так интересен. Природе было угодно, чтобы на лик изменчивости была наброшена маска загадочности, да не простой, а полной противоречий. Как часто бывало, что ученые-астрономы после многолетних усилий устанавливали, наконец, истину в каком-то частном вопросе, и тут же обнаруживалось нечто, что ставило под сомнение полученный результат. Единственная область астрономии, астрометрия, которая изучает законы движения небесных тел путем анализа их точных положений, может гордиться надежностью своих утверждений. За редким исключением, ее выводы безупречны. Вспомним хотя бы известную историю открытия планеты Нептун по заранее рассчитанным координатам. 
А вот, что касается астрофизики, наиболее значимой и быстроразвивающейся области астрономии, то ее путь приближения к истине включает как стремительные рывки вперед, так и остановки, отклонения в сторону, возвращение на прежние позиции и новые броски в неисследованные области. Зигзаги процесса научного познания легко продемонстрировать на примере истории исследования Марса. На этой планете ученые несколько раз "обнаруживали" и "закрывали" воду и каналы; утверждая безжизненность Марса, говорили о марсианской растительности синего цвета; а на его полярные шапки до сих пор "помещают" то водяной лед, то замерзшую углекислоту. 
В изучении эволюции звезд, так же, как и в планетологии, познание сплошь соткано из противоречий. Когда в молодые годы автор только начинал свою научную деятельность, было известно, что звезды эволюционируют (т.е. проходят путь от рождения до полного угасания) вдоль т.н. Главной Последовательности. Они появляются на свет Божий, как массивные горячие объекты, а через миллиарды лет, потеряв запасы массы и энергии, превращаются в маленькие, холодные и невидимые объекты. 
Потом, однако, выяснилось, что звезды эволюционируют не вдоль, а поперек Главной Последовательности, и их положение на ней зависит от исходной массы. Теперь же оказалось, что эволюционная траектория очень сложна и зависит от многих исходных параметров, где не последнюю роль играют химический состав, наличие магнитного поля и даже местоположение в Галактике. 
Конечно, вины астрофизиков в таком "броуновском" характере приближения к истине нет. Причина многоступенчатости этого процесса заключена в исключительной сложности самого объекта исследования: мы совсем не знаем, по каким законам развивается Вселенная, нам только известны некоторые из действующих в ней сил. Ученые постоянно сталкиваются с загадками, которые не имеют прецедента в предшествующей истории развития астрофизики. Некоторые из них являются настоящими парадоксами и десятилетиями не находят разумного объяснения. Одним из них является "парадокс технеция". 
Технеций — радиоактивный химический элемент VII группы, сосед молибдена по Периодической системе элементов Д. И. Менделеева. Название получил от греческого слова "technetos", что означает "искусственный", поскольку это первый искусственно полученный в 1937 г. радиоактивный элемент. Имеет несколько изотопов, самыми долгоживущими среди которых являются 97Тс и 89Тс с периодами полураспада 2,6 млн. и 2,1 млн. лет соответственно. Остальные 18 относятся к числу короткоживущих изотопов и распадаются еще быстрее. 
Попытка отыскать технеций в звездах довольно быстро увенчалась успехом. В 1952 г. он был обнаружен в спектрах холодных долгопериодических звезд. Автору этого открытия, известному американскому астрофизику П. Мерриллу, несмотря на его высокий научный авторитет, долго не верили. Дискуссия длилась много лет. Долгопериодические переменные объекты — довольно почтенного возраста, измеряемого миллиардами лет. За это время, утверждали скептики, весь исходный протозвездный технеций давно бы бесследно распался, превратившись в другие элементы. Но, утверждали оптимисты, он образуется в недрах звезд при термоядерных реакциях. Но, снова возражали пессимисты, как он попадает из ядра во внешние слои звезды так быстро, что не успевает распасться? Одним словом, вопросов и загадок было больше, чем уверенных ответов. 
Открытие технеция, доказавшее возможность термоядерных реакций в атмосферах звезд, наряду с другими результатами исследований химического состава звезд, позволило Д. и М. Бербиджам, В. Фаулеру и Ф. Хойлу к 1957 г. построить теорию образования химических элементов в звездах, описывающую эволюцию звезд как следствие ядерных реакций, проходящих в их недрах. Эта теория была одной из главных составляющих появившейся чуть позднее теории Большого взрыва и успешно развивалась. Над ее усовершенствованием работали десятки научных коллективов, вооруженных самым мощным методом астрофизических исследований — спектроскопией высокого разрешения с использованием самых крупных телескопов. К настоящему времени изучен химический состав тысяч звезд. Теоретические предсказания подтверждены большинством исследований. Однако некоторые уникальные объекты не укладываются в уже ставшую привычной схему. Среди них наиболее известна т.н. "звезда Пшибыльского" (З.П.), названная так по имени обнаружившего ее в 1961 г. астронома. 
Спросите у любого астрофизика, какие металлы наиболее распространены в атмосферах обычных звезд? Он назовет железо и элементы того же самого периода (кальций, титан, ванадий, хром, марганец, кобальт, никель и др.). А если попросить назвать наиболее редкие, то в ответ назовут какой-нибудь лантаноид, вроде эрбия, туллия, или что-то похожее. 
А что продемонстрировала ученым звезда Пшибыльского. Сильных спектральных линий, принадлежащих металлам группы железа, у нее оказалось намного меньше, чем у других звезд этого же спектрального класса. Одно время даже дискутировался вопрос об отсутствии самих линий железа. Но свято место, как известно, пусто не бывает. В спектре З.П. оказалось очень много линий других металлов, и среди 60 химических элементов, обнаруженных в атмосфере этой звезды к концу 2004 г., значительную часть составляют те, которые вообще трудно обнаруживаются в спектрах звезд: лантаноиды, торий, уран. Но дело даже не в самих этих редчайших элементах, а, как утверждает известный анекдот, в их количестве. Лантаноидов в атмосфере З.П. в 10-100 тысяч раз больше, чем на Солнце. По количеству химических элементов, найденных в ее атмосфере, звезда Пшибыльского уступает только Солнцу. Тем не менее, ее спектр более 40 лет остается необъясненным. В нем наблюдается большое количество спектральных линий, которые невозможно идентифицировать с линиями стабильных химических элементов или молекул. Более 30 лет обсуждалась возможность отождествления линий двух радиоактивных элементов — технеция и прометия. 
Однако только в этом году была проверена возможность существования в спектре З.П. линий других радиоактивных элементов — от полония до эйнштейния. Об этом результате сообщили одесские астрономы, изучавшие интересную звезду в составе международного научного коллектива. На состоявшихся летом этого года астрофизическом семинаре в ГАО НАНУ (Киев) и симпозиуме Международного Астрономического Союза в Словакии они представили работу "О радиоактивных слоях в пекулярных звездах Главной последовательности. Феномен звезды Пшибыльского". От имени авторского коллектива, членами которого стали граждане Украины, Германии и Южной Кореи, доклад сделала кандидат физико-математических наук. В. Ф. Гопка. Анализ показал, что З.П. буквально напичкана такими химическими элементами, которые очень редко удается обнаружить в спектрах других звезд: прометий, полоний, радон, радий, актиний, протактиний, нептуний, плутоний, амерций, кюрий, берклий, калифорний и эйнштейний. Как видно, в этом списке не просто редкие элементы, а те, которые относятся к самым тяжелым во Вселенной. Все они и все их изотопы радиоактивны. 
Нетрудно предвидеть, что публикация этой работы вызовет резкую критику со стороны ученых-ортодоксов. Естественно, первой реакцией любого специалиста должно стать пресловутое "Не может быть!" Ведь периоды полураспада даже самых долгоживущих из обнаруженных элементов в сотни, тысячи и миллионы раз меньше возраста звезд-гигантов. За время существования самой звезды все исходные сверхтяжелые актиноиды, кроме тория и урана, должны были давно распасться, превратившись в устойчивые, не радиоактивные химические элементы. А тут налицо явное противоречие с современными представлениями о том, как образовались сами звезды и тяжелые химические элементы. По этой причине результаты упомянутой работы иначе, как парадоксальными, не назовешь. 
Но какими бы странными они ни казались, их нельзя отвергать, что называется "с порога". Наблюдательный материал получен на лучших телескопах (диаметры зеркал 8 м и 3,6 м) Южной Европейской Обсерватории в Чили с использованием спектрографов очень высокого разрешения. Обнаруженные актиноиды были отождествлены по длинам волн поглощения соответствующих элементов, причем идентификация выполнялась опытными специалистами. Таким образом, ни использованная аппаратура, ни состав исполнителей не дают оснований сомневаться в полученном результате, даже если он на первый взгляд кажется одиозным. Более того, аналогичный, хотя и менее детальный результат, был представлен на том же симпозиуме американцем В. Байдельманом. 
Что же важное для науки кроется в этом исследовании? Ни много, ни мало, поставлены под сомнение некоторые положения общепринятой теории эволюции звезд. Это очень серьезно, поскольку теория выросла из всей совокупности наблюдательных фактов, и потому не может быть ниспровергнута в одночасье даже противоречащими ей отдельными наблюдениями. В этой теории нет места процессам, которые бы насыщали атмосферу звезд сверхтяжелыми радиоактивными элементами. Но это, фактически, наблюдается. Периоды полураспада самых долгоживущих изотопов актиния и полония составляют, соответственно, 21 год и 103 года, а эйнштейния всего 280 суток! Выявленные элементы находятся в звезде недавно, значит, они появились в процессе ее жизнедеятельности. 
Если факт существования радиоактивных элементов с короткими периодами полураспада в больших концентрациях у относительно немолодых звезд получит подтверждение в результате других наблюдений, то это заставит ученых пересмотреть современные представления об эволюции звезд. До сих пор считалось, что единственным поставщиком тяжелых элементов во Вселенной являются Сверхновые звезды. Первичное же вещество, из которого впоследствии образовались все звезды, было представлено исключительно водородом с небольшой (несколько процентов) примесью гелия. Натрий, кислород, фосфор, железо и большинство других элементов легче железа возникли в ядрах "водородных" звезд. А вот каким образом возникли элементы групп лантана или актиния? Эта проблема до сих пор не стала предметом широкой дискуссии. Новые данные по З.П. дают основание предполагать, что они постоянно генерируются в верхних слоях звезды, хотя такое предположение, с точки зрения современной теории ядерного синтеза, представляется невероятным. И, тем не менее, авторы рассматриваемой работы отважились на вывод, который наверняка будет подвергнут серьезной критике, но вместе с тем, спровоцирует всплеск интереса к проблеме сверхтяжелых элементов. 
Сначала, основываясь на известных данных о спонтанных реакциях деления атомных ядер, они постулируют, что "все короткоживущие радиоактивные элементы могут образовываться в результате распада более долгоживущих радиоактивных изотопов". 
Что ж, вполне приемлемо, хотя и тривиально, и не отвечает на вопрос, откуда же берутся долгоживущие изотопы тяжелых элементов? На него авторы статьи отвечают так: "поскольку в пекулярных (т.е. необычных) звездах создаются условия с высокой плотностью нейтронов и большой плотностью изотопов тория и урана, то изотопы тория и урана могут захватывать эти нейтроны и образовывать более тяжелые элементы". Теоретически и практически это вполне возможно, поскольку на Земле таким способом получают, например, оружейный плутоний. Но вот, работает ли этот механизм, для которого необходимы специфические и совсем не простые условия, в верхних слоях атмосфер звезд это, как говорится, бабушка надвое сказала. Неясно, откуда берутся в атмосфере старой звезды мощные потоки нейтронов, а ведь нужно именно мощное облучение. Непонятно также, почему в атмосфере З.П. понижено содержание обычных элементов группы железа и связано ли это с обилием сверхтяжелых элементов? 
Естественно, в докладе одесситов ответов на эти вопросы нет. Работа не решает проблему, а пока только ставит ее. Хотя интерпретация наблюдений представляет интерес сама по себе, все же изюминка работы заключается в установлении факта обилия короткоживущих изотопов сверхтяжелых элементов в атмосфере звезды, возраст которой существенно превышает время жизни этих элементов. И здесь надо отдать должное смелости одесских коллег. Они отважились исследовать то, что, фактически, относилось к категории научного табу. Ведь если говорить начистоту, то само отождествление элементов по спектральным линиям — не такая уж сложная задача, эту работу могут выполнять все астрономы. Но вот добиться наблюдательного времени на крупных телескопах под задачу, которая, мягко говоря, вызывает сомнения в серьезности, провести, вопреки всякому здравому смыслу, анализ наблюдений и, в конце концов, отыскать то, что, по мнению других, не имеет права на существование — это уже поступок, достойный похвалы. Вот что сказала на астрофизическом семинаре докладчик В. Гопка: "До нас никто не исследовал возможность существования в атмосферах звезд короткоживущих радиоактивных элементов с большими атомными номерами. Все были уверены, что их там попросту нет, не должно быть". 
Как в данном случае будет решено явное противоречие между теорией и наблюдениями неизвестно. Можно сомневаться в том, что эта проблема будет решена так просто, как предлагают авторы интересного открытия. Скорее всего, потребуются дополнительные наблюдения и более сложная интерпретация. Но само существование проблемы ставит еще одну загадку на пути изучения космоса и законов его развития. 
Вполне возможно, что мы стоим перед очередным "зигзагом" в процессе научного познания. Так, уже упоминавшиеся в начале статьи Д. и М. Бербиджи и Ф. Хойл, несмотря на очевидные успехи предложенной ими в 1957 г. теории, в середине 90-х годов отказались от концепции Большого Взрыва. На протяжении последних десяти лет они разрабатывают космологическую модель, в которой время эволюции Вселенной превосходит общепринятое сейчас значение (13-14 млрд. лет) не менее чем на два порядка. Происхождение легких элементов и микроволнового излучения уже понято, происхождение тяжелых и сверхтяжелых элементов ждет своего объяснения. 
 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

  Сценарии эволюции. 
Когда астрономы только начали открывать двойные и кратные звезды, они казались необычными и экзотическими объектами. Слишком очевиден был пример нашего Солнца, путешествующего по Галактике "в одиночку", в сопровождении семейства несамосветящихся планет, общая масса которых составляет чуть больше одной тысячной солнечной массы. Дальнейшие исследования показали, что, хотя одиночные звезды и составляют большинство галактического "населения", кратные системы из межзвездного вещества образуются достаточно часто. В некоторых из них компоненты расположены далеко друг от друга и эволюционируют как отдельные звезды. В других системах они столь близки, что их взаимным влиянием пренебрегать нельзя — такие двойные звезды называются взаимодействующими. 
В зависимости от того, каким образом они были открыты, звезды подразделяются на визуально-двойные, спектрально-двойные и затменно-переменные. Все двойные системы вращаются вокруг центра масс, находящегося на прямой, соединяющей компоненты. Однако не у всех звезд в этих системах орбиты близки к круговым: у некоторых они вытянуты и имеют вид пересекающихся эллипсов с общим фокусом в центре масс. 
Компоненты визуально-двойных систем находятся на значительном расстоянии и при использовании телескопа с хорошей разрешающей способностью видны раздельно, не сливаясь в один светящийся кружок. Систематические наблюдения на протяжении нескольких лет или более длительного времени позволяют установить их орбитальное движение вокруг центра масс. В таких звездных системах периоды обращения велики — от десятков лет до тысячелетий. 
Если двойственность обнаруживают при помощи спектральных наблюдений, то систему называют спектрально-двойной. Обычно это системы, у которых скорости компонентов достаточно велики, а расположены они настолько близко, что увидеть их раздельно с использованием современных телескопов невозможно. В результате орбитального движения звезд вокруг центра масс одна из них приближается к нам, а другая от нас удаляется, их лучевые скорости (вдоль направления на наблюдателя) неодинаковы и, как следствие эффекта Доплера, это приводит к сдвигу спектральных линий одной звезды относительно линий другой. Поэтому на спектрах двойных звезд наблюдается расщепление спектральных линий. У приближающейся звезды они смещены к фиолетовому краю спектра, у удаляющейся — к красному. Периодическое изменение лучевой скорости приводит и к периодическому изменению сдвигов соответствующих линий. 
Расщепление спектральных линий наблюдается в системах, где оба компонента — яркие звезды. Однако, когда один из них слабее по сравнению с другим, то на спектрах будут видны линии только одной (более яркой) звезды. Их смещение также будет периодически изменяться. Проводя систематические наблюдения таких смещений, можно установить их зависимость от времени и вычислить основные характеристики: массы компонентов двойной системы, расстояние между ними, эксцентриситет и ориентацию орбиты. 
Можно визуально обнаружить двойственность звезды, неразделимой с помощью телескопа, если плоскость орбиты пары звезд образует небольшой угол с лучом зрения. В этом случае наблюдаются периодические затмения одной звезды другой, поэтому такие системы называют затменными. Во время затмений суммарный блеск системы уменьшается, а затем восстанавливается до первоначального значения. Форма кривой блеска определяется, главным образом, расстоянием между компонентами и зависит от наклона плоскости орбиты к лучу зрения, а также от размеров и светимостей звезд. 
Итак, звезды в двойных системах отличаются массами и геометрическими размерами. Кроме того, двойные звезды подразделяются на широкие пары (долгопериодические) и тесные (короткопериодические) системы. У долгопериодических затменных двойных типа Алголя между спадами блеска — первичным минимумом (главным затмением, во время которого яркий компонент скрывается за более слабым спутником) и вторичным минимумом (спутник затмевается ярким компонентом) — наблюдается продолжительное плато с постоянным блеском, который обеспечивают обе звезды. Это означает, что расстояние между ними в несколько раз превышает сумму их радиусов. Если в системе происходит частное затмение, на кривой блеска в минимумах после спада блеска сразу наблюдается его подъем. При полном затмении блеск системы в течение некоторого времени сохраняет свое наименьшее значение. Однако существуют двойные системы, в которых один из компонентов настолько слабый, что вторичный минимум практически не наблюдается. Иногда встречаются звезды типа Алголя, у которых обе звезды имеют почти равные блеск и размеры. Тогда первичный и вторичный минимумы также практически одинаковы. Если орбита круговая, кривая блеска симметрична, т.е. промежутки времени между первичным и вторичным минимумами, а также между вторичным и последующим первичным, одинаковы и равны половине периода обращения (обычно называемого орбитальным периодом). Если орбита эллиптическая, то первичный и вторичный минимумы расположены несимметрично. 
Эллиптические орбиты со значительным эксцентриситетом наблюдаются у разделенных систем со сравнительно большим расстоянием между компонентами. В более тесных системах существенна приливная деформация звезд, которая приводит к постепенному округлению ("циркуляризации") орбиты. 
Достаточно распространены системы, компоненты которых деформированы приливными силами и вытянуты навстречу друг другу. В этом случае блеск меняется даже вне затмения, будучи максимальным, когда ось системы, проходящая через центры звезд, перпендикулярна направлению на наблюдателя. Такая деформация наиболее заметна в так называемых контактных системах (у звезд этого типа периоды обычно меньше суток). Наиболее ярким представителем звезд этого типа является ковш Большой Медведицы. Это контактная система с компонентами сравнимых размеров и светимостей. На протяжении периода наблюдаются два максимума и два минимума блеска, почти одинаковых по глубине, причем участки постоянного блеска отсутствуют. 
Промежуточный вариант между "алголями" и звездами типа ковша Большой Медведицы — звезды типа Р Лиры. Кривая блеска этих звезд также не имеет участков постоянного блеска, но ее минимумы — разной глубины. Главный минимум (более глубокий) соответствует затмению горячей звезды более холодной. 
Таким образом, кривая блеска затменной двойной звезды показывает периодическое уменьшение блеска — одно или два за период — и постоянный блеск между минимумами, либо непрерывное его изменение. 
Еще одним интересным эффектом, наблюдаемым в двойных системах, является так называемый эффект "отражения". Поток излучения одной звезды нагревает часть атмосферы второй, в результате чего температура и яркость этого участка повышается, что приводит к максимуму на кривой блеска, когда "обожженная" сторона направлена к наблюдателю. Этот максимум по понятным причинам расположен по обе стороны от вторичного минимума, означающего затмение слабого компонента системы более ярким. "Отражение" является образным термином, более правильно было бы говорить "пере излучение". Хотя эффект взаимный, при различии звездных компонентов обычно более существенным является освещение холодной звезды излучением горячей. В зависимости от характеристик звезд, наблюдаемый эффект может составлять от нескольких процентов до нескольких раз (в случае, если в паре с красным или коричневым карликом находится белый карлик или нейтронная звезда). 
Сложные взаимодействия в тесных двойных звездах 
Звезда не имеет твердой поверхности, ее плотность убывает с расстоянием от центра. Однако толщина слоя атмосферы ("фотосферы"), из которого выходит видимое излучение, значительно меньше радиуса звезды. Например, толщина фотосферы Солнца составляет около 0,1 % его радиуса, равного 696 тыс. км. Поэтому о поверхности звезды можно говорить лишь условно, подразумевая под ней фотосферу. Форма поверхности звезды зависит от сил, приложенных к ней. Но она всегда перпендикулярна к направлению равнодействующей сил в данной точке. В двойной системе центробежная сила направлена от оси вращения, проходящей через центр масс, а не через центр одной из звезд. Звезды вытягиваются вдоль линии, соединяющей их центры. При этом форма звезд становится похожей на эллипсоиды вращения, и круговое сечение (с наименьшим радиусом) проходит через их полюса. Если звезда сама по себе быстро вращается вокруг своей оси, то эллипсоид повернут относительно линии центров в направлении вращения. Заметим, что приливное взаимодействие между двумя компонентами приводит к синхронизации собственного вращения звезд с орбитальным движением. 
Вблизи звезды 1 и звезды 2 на частицы вещества действует результирующая сила, направленная к звезде. С увеличением расстояния от звезды сила притяжения убывает, а центробежная сила увеличивается. Таким образом, для звезды 1 и звезды 2 можно определить некоторый максимальный "разрешенный" объем, из которого частицы вещества будут притягиваться преимущественно к звезде, находящейся в центре этого объема и не выходить за его пределы. Около звезд "разрешенная" зона имеет эллипсоидальную форму с увеличивающейся деформацией вдоль линии центров. Край такой зоны называется эквипотенциальной поверхностью, а максимально возможный объем вокруг звезды в двойной системе называется полостью Роша, по имени французского ученого, занимавшегося численным моделированием динамики двойных звезд. Поверхности, ограничивающие полости Роша обоих компонентов, соприкасаются в точке Лагранжа Li (названной в честь выдающегося математика, физика и астронома), через окрестности которой вещество может попасть в полость Роша другой звезды. Размеры полости зависят от массы звезд и от расстояния между ними. 
Тесные двойные системы классифицируют на разделенные (обе звезды глубоко погружены внутрь своих полостей), полу разделённые (одна из компонент системы погружена в полость, а другая ее заполнила) и контактные (обе звезды полностью заполнили полости Роша). Именно в полу разделённых двойных системах осуществляется процесс, который астрофизики называют "обменом масс", когда вещество одной из звезд системы попадает в полость Роша второй звезды, а затем ею аккрецируется (выпадает в ее атмосферу). 
Конечно, возможен неконсервативный обмен масс. В этом случае значительная часть вещества, теряемого первой звездой через окрестности точки Лагранжа, все же уходит из системы. В дальнейшем оставшееся вещество по сильно закрученной спирали движется ко второй звезде.